베가의 예술가 그림. 이미지 크레디트 : NOAO. 클릭하면 확대됩니다.
베가의 적도 주위에서 강하게 어두워지는 것은 지구 하늘에서 다섯 번째로 밝은 별이 시원한 적도 지역에서 뜨거운 극점까지 화씨 4,000 도의 온도 차이가 크다는 것을 나타냅니다.
이러한 관측에 근거한 별 모델은 Vega가 미국 천문 학회 207 차 회의에서 오늘 워싱턴 DC에서 발표 한 국제 천문학 자 팀이 물리적으로 분해되는 각속도의 92 %로 회전하고 있음을 시사합니다. .
이 결과는 매우 빠르게 회전하는 별이 이퀄 레이터에서 더 시원하고 극에서 더 뜨겁다는 아이디어를 확인하며, Vega 주변에 존재하는 것으로 알려진 먼지가 많은 잔해 디스크는 이전에 인식 된 것보다 별빛에 의해 조명이 훨씬 적다는 것을 나타냅니다.
투싼 국립 광학 천문대에서 미켈슨 박사후 연구원 인 Jason P. Aufdenberg는“이러한 발견은 별의 혼란스러운 측정 결과를 해결하기 때문에 중요하며, Vega의 환경 별 파편 디스크를 훨씬 더 잘 이해하는 데 도움이 될 것입니다. 애리조나
이 잔해 원반은 주로 바위 같은 소행성 같은 물체의 충돌에서 발생합니다. Aufdenberg는“파편 디스크와 같은 평면 인 적도면에서 볼 때 Vega의 스펙트럼은이 새로운 결과에 근거하여 극에서 볼 때의 스펙트럼의 약 절반에 달해야합니다.
이 팀은 캘리포니아 주 윌슨 산에 위치한 조지아 주립대 학교 (Georgia State University)가 운영하는 6m의 1 미터 망원경 인 CHARA (Charge for High Angular Resolution Astronomy) 어레이를 사용하여 밝은 표준 별 Vega의 고정밀 간섭계 측정 값을 얻었습니다.
CHARA 어레이는 최대 기준선이 330 미터 (1,083 피트)에 불과하여 10,000 마일 거리에서 볼 수있는 니켈의 각도 크기에 해당하는 200 마이크로 초의 작은 디테일을 해결할 수 있습니다. CHARA 어레이는 베가 (Vega)의 별빛을 파리 광역시 천문대 (Stageysique de Paris)의 Laboratoire d' Etudes Spatiales et d' Instrumentation에 의해 개발 된 FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination) 기기에 공급했습니다.
Vega의 빠른 회전으로 인한 주요 결과 중 하나는 극에서 적도까지 약 2,300 켈빈 (화씨 4,000도)의 유효 대기 온도가 크게 떨어 졌다는 것입니다. "중력 어두움"으로 알려진이 효과는 1924 년 이론적 천문학 자 E. Hugo von Zeipel에 의해 처음 예측되었습니다.
Vega 표면의 밝기 분포에 대한 CHARA / FLUOR 측정에서도이 수치가 "다리가 어두워졌습니다". 사지 어둡게는 이미지의 중심에서 이미지의 가장자리 또는 "사지"까지 별 이미지의 밝기가 감소하는 것을 말합니다.
새로운 측정은 애팔 래 치아 주립 대학의 Richard O. Gray가 처음 제안한 Vega의“pole-on”모델과 일치합니다. 이는 Vega의 회전 극점이 지구를 향함을 제안합니다. Vega의 극점은 상대적으로 시원한 적도가 별의 사지에 대응하여 중력 어두움 효과가 사지 어두움 효과를 더 향상 시킨다는 것을 의미합니다.
CHARA / FLUOR 데이터는 Vega의 사지 어두움이 단일 유효 대기 온도를 가진 별에 대해 예상되는 것보다 2.2 마이크론의 파장에서 2.5 배 더 강력 함을 보여줌으로써 Vega의 극점 중력 어두운 모델을 지원합니다. International Ultraviolet Explorer의 보관 관찰 결과에 따르면이 Vega 모델은 완전하지 않습니다. 140 나노 미터 미만의 원적외선 파장에서 모델은 일반적으로 너무 밝습니다.
Lyra 별자리에서 지구에서 25 광년 거리에 위치한 Vega는 12.5 시간마다 한 번씩 축을 중심으로 회전합니다. 비교를 위해 태양의 평균 회전 기간은 약 27 일입니다. 베가는 태양보다 약 2.5 배 더 크고 54 배 더 밝습니다.
베가의 빠른 회전 속도에서는 별의 대기가 왜곡되어 적도와 비교할 때 적도와 비교할 때 23 % 더 넓어집니다. 이 유형의 회전 왜곡은 행성의 적도 직경이 극 지름보다 약 10 % 더 넓은 행성 토성의 이미지에서 볼 수 있습니다. Vega의 회전 왜곡을 직접 측정하는 것은 기둥 모양으로 숨겨져 있습니다. 그러나 CHARA / FLUOR로 측정 한 정확한 각도 지름과 어두움은이 왜곡과 일치합니다.
이 결과는 네이비 프로토 타입 광학 간섭계를 사용하여 스토니 브룩 뉴욕 주립 대학의 Deane M. Peterson 팀이 얻은 Vega의 최근 측정 결과를 바탕으로합니다.
이 결과의 공동 저자로는 Antoine M? rand, Vincent Coud? 프랑스 파리-무동의 Observatoire de du Foresto, Emmanuel Di Folco 및 Pierre Kervella; 벨기에 리지 대학교 올리비에 압실 (Olivier Absil); 국립 광학 천문학 관측소, 투손, 애리조나 및 NASA의 Stephen T. Ridgway; Harold A. McAlister, Theo A. ten Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann 및 Nils H. Turner, 고지대 해상도 천문학 센터, 조지아 주립대 학교, 조지아 주 애틀랜타, 캘리포니아 주 마운트 윌슨 천문대; 미시간 주 앤아버 미시간 대학교의 David H. Berger.
이 작업은 Michelson Fellowship Program을 통해 NASA가 자금을 제공 한 JPL (Jet Propulsion Laboratory)과 계약을 통해 부분적으로 수행되었습니다. JPL은 California Institute of Technology에서 NASA를 위해 관리합니다. CHARA 어레이는 조지아 주립대, 조지아 주립대, 애틀랜타, 고각 해상도 천문학 센터에서 운영합니다. 추가 지원은 National Science Foundation, Keck Foundation 및 Packard Foundation에서 제공됩니다.
국립 광학 천문학 관측소는 NSF와의 협력 계약에 따라 천문학 연구소 대학 (AURA)에 의해 운영됩니다.
원본 출처 : NOAO 뉴스 릴리스
